Espectro Electromagnético. Cuerpo Negro. Emisión de átomos y

Espectro electromagné0co. Emisión de Cuerpo Negro. Emisión por átomos y moléculas. Formación de espectros. Espectros de las estrellas. Dr. Lorenzo Olguín R.
Universidad de Sonora
El espectro electromagné0co ν
λ
•  La astronomía usa varias z
onas d
el e
spectro electromagné0co: –  Op#co –  Infrarrojo –  Radio –  UV –  Rayos X –  Rayos γ è TODO! (o casi todo)
Telescopios para ondas de radio... l 
Una antena l 
Interferómetro (varias antenas) Desde el espacio... l 
l 
l 
Infrarrojo (IR) Rayos X Rayos γ XMM-Newton
Spitzer
Fermi
Quantums de Luz • 
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A finales del siglo XIX se trabajaba con un ente teórico llamado Cuerpo Negro que es capaz de absorber toda la luz que recibe y después reemi0r esa energía absorbida en una forma muy caracterís0ca. Hay objetos que se acercan a las caracterís0cas de un cuerpo negro. Se conocían algunos fenómenos relacionados con la emisión de luz en cavidades calientes (aproximadas como cuerpo negros) que no se podían explicar: Ley de Desplazamiento de Wien: λmax T = 2.9 x 107 Å K Ley de Rayleigh Jeans: I(v,T) = 2kT/λ2 Ley de Planck Planck propone la idea de los quantums para explicar las caracterís0cas de emisión observadas de un cuerpo negro. E=hv E=hc/λ • 
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Ley de Planck: Como función de la frecuencia ν
Emisión y absorción en línea Un átomo (o ión) puede absorber un cuanto de energía luminosa y cambiar a un estado excitado (aumenta su energía) y después emite esa energía. un paréntesis….. átomo moderno Nube
electrónica
electrón
electrón
Distancia
promedio del
……………..
electrón
a) Estado base
b) Estado excitado
Líneas de emisión de elementos comunes
Espectro Espectro
continuo
Espectro
de líneas
de emisión
Ley de Kirchhoff (emisión o absorción en líneas) Espectro del Sodio (b)
(c)
Emisión por átomos El átomo más simple es el hidrógeno
Líneas del Hidrógeno " 
Trabajo de Johann Jakob Balmer (1885): medición de líneas espectrales en el visible. " 
Sus líneas se designan como Hα, Hβ, Hγ, etc… al incrementarse la energía o disminuir la longitud de onda. " 
La fórmula de Balmer: 1/λ = RH(1/22 – 1/n2) RH es la constante de Rydberg del Hidrógeno: RH = 10967758.341 ± 0.001 m-­‐1 Más líneas del H En general, las líneas del H siguen la relación: 1/λ = RH (1/m2 – 1/n2) donde la transición ocurre entre los niveles n y m: n à m. • 
El conjunto de transiciones que ocurren desde el nivel n al nivel 1, reciben el nombre de serie de Lymann • 
Las transiciones n à 2, reciben el nombre de serie de Balmer. • 
Las transiciones n à 3, reciben el nombre de serie de Paschen. • 
Las transiciones n à 4, reciben el nombre de serie de Bracket. • 
Las transiciones n à 5, reciben el nombre de serie de Pfund. • 
Transiciones entre niveles altos se designan como H y el número de nivel inferior de la transición. Por ejemplo H105 Diagramas de niveles Diagrama Grotriano del Hidrógeno
Diagrama Grotriano del Helio
Emisión Molecular Espectros estelares Espectro del Sol
α Boo - Arcturus
Espectro de una nebulosa gaseosa
El espectro de una NP El espectro de una NP Constantes: " 
" 
" 
Constante de Boltzmann: k = 1.38 x 10-­‐16 erg/K Constante de Rydbergh (inverso): 1/RH = 911.7636 Å Constante de Planck h = 6.625 x 10-­‐27 erg/s " 
Dirección de contacto: lorenzo @ astro.uson.mx Página Web del curso: www.astro.uson.mx/~lorenzo/Astrofisica1 "